Sternbildungskomplex Cat’s Paw Nebula NGC 6334 und Lobster Nebula NGC 6357

Bericht von Dr. Burkhard Lührmann, März 2026

 

Etwa auf halber Strecke zwischen Namibias Hauptstadt Windhoek und Walvis Bay an der Atlantikküste liegt die Rooisand Desert Ranch [1] inmitten der Dornbuschsavanne unweit der Namib-Wüste. Am Fuße des Gamsberg erstreckt sich die Farm über rund 12.000 ha, umgeben von der beeindruckenden Kulisse roter Sanddünen und Graslandschaften. Mit eigener oder angemieteter Ausrüstung können hier unter meist optimalen Wetterbedingungen astronomische Beobachtungen durchgeführt werden. Abseits der Haupt-Lodge befindet sich außerdem ein separates Chalet mit anmietbarem Observatorium [2].

 

Abbildung 1: Observatorium und Chalet unweit der Astrofarm am Fuße des Gamsberg

 

Zusammen mit meinem Vereinskollegen Werner führten wir unsere astrofotografischen Untersuchungen im südafrikanischen Herbst 2022 durch. Gegen 4:00 Uhr morgens ist der südliche Teil der Milchstraße bereits unter dem Horizont verschwunden. Der Vorderfuß des Sternbilds Centaurus (Zentaur) ist in der Abbildung 2 gerade noch hinter dem Beobachtungsturm der Astrofarm zu erkennen. Er wird von den hellen Sternen Alpha und Beta Centauri gebildet, vergleiche „Proxima Centauri V 645 und das Alpha-Centauri-System“ [3].

 

Abbildung 2: Untergehende Milchstraße auf der Rooisand Desert Ranch

 

Die Einzelaufnahme erfolgte mit einer EOS 6D bei einer Objektivbrennweite von 24 mm. Im oberen Bildbereich folgt den Sternbildern Norma (Winkelmaß) und Ara (Altar), über deren aufregende Deep-Sky-Objekte ich bereits in „NGC 6188 - Fighting Dragons of Ara“ [4] berichtete, der lang gestreckte Scorpius (Skorpion). Dieses Sternbild scheint das Nebelband der Milchstraße mit seinem Stachel zu durchschneiden. Der weiße Rahmen markiert den Himmelsausschnitt der folgenden Abbildung.

 

Abbildung 3: Südliche Milchstraße von Norma bis Sagittarius

 

Hierbei handelt es sich um ein aus vierzehn Teilbildern zusammengesetztes Mosaik, das eine erheblich höhere Auflösung bietet. Jedes Teilbild ist aus einer Aufsummierung von etwa 120 einminütigen Belichtungen entstanden, die mit einem Zeiss-Objektiv Makro-Planar T* 2/50mm ZE an einer EOS 7D auf der Reisemontierung Polarie aufgenommen wurden.

Abbildung 3 ist als Gesamtbild astrometrisch vermessen und umfasst im Wesentlichen die Sternbilder Norma (Winkelmaß), Scorpius (Skorpion), Sagittarius (Schütze) und Ophiuchus (Schlangenträger). Im oberen linken Bildquadranten erlangt das Milchstraßenband seine größte Breitenausdehnung. Hier befindet sich im Sternbild Schütze das galaktische Zentrum mit der Radioquelle Sagittarius A*. Obwohl das Sternbild besonders viele Sterne enthält, erscheint dieser Bereich relativ dunkel. Dichte Staubwolken schirmen die im Zentrum entstehende Strahlung im sichtbaren Licht ab. Die Abschwächung entlang des gut 26.000 Lichtjahre weiten Weges zur Erde erfolgt etwa um den Faktor 10-12 [5]. Nur mit radioastronomischen, Infrarot- und Röntgenlicht-Beobachtungen können hier weitere Untersuchungen durchgeführt werden.

Sagittarius A* wird heute als supermassereiches Schwarzes Loch interpretiert, das vom Event Horizon Telescope (EHT) seit 2017 radioastronomisch beobachtet und nach jahrelanger Datenanalyse 2022 visualisiert vorgestellt wurde [6].

Im Folgenden möchte ich mir einen Sternbildungskomplex im zentralen Bereich des Skorpions näher anschauen. Die nächste Abbildung enthält hierzu einen in diesem Himmelsabschnitt vergrößerten Teil des Mosaiks.

 

Abbildung 4: Sternbildungskomplex NGC 6334 und NGC 6357 mit weiterer Umgebung

 

Südwestlich des galaktischen Zentrums (A*) lässt sich ein besonders großer Bereich finden, der durch dichte Staubwolken sehr dunkel wirkt. Vor diesem Hintergrund heben sich zwei rötliche HII-Regionen ab. Der mit dem weißen Rechteck gekennzeichnete Beobachtungsausschnitt findet sich im nachfolgenden Bild wieder, das mit einer Pixelauflösung von etwa 2,1“ eine Größe von 2,6°×3,9° besitzt.

 

Abbildung 5: NGC 6334 und NGC 6357 im Gesamtbild (LRGB und H-alpha)

 

Das Gesamtbild ergibt sich aus zwei querformatigen Teilbildern, die mit einer gewissen Überlappung übereinander angeordnet sind. Die zugehörigen Aufnahmen erfolgten jeweils mit einer Brennweite von 598mm an einem Refraktor APM/LZOS 115 mit Riccardi-Reducer 0,75x. Die von mir mitgebrachte CCD-Kamera Moravian G3-16200 wurde bei einer Sensortemperatur von ‑20°C betrieben. Pro Luminanz-, Rot-, Grün- und Blau-Subframe der LRGB-Filter der Astrodon Gen 2 E-Series werden 180s und für zusätzliche H-alpha-Bilder (Astrodon 3nm) 450s Belichtungszeit verwendet. So ergibt sich für das untere und obere Bild Anfang Juni 2022 in jeweils zwei bzw. drei Nächten eine Gesamtbelichtungszeit von 3h 42min, bzw. 4h 37min. Davon entfallen jeweils 90min allein auf die in Abbildung 5 eingemischte Schmalbandkomponente.

 

Namen und Formen von NGC 6334 und NGC 6357

Das Gesamtbild (Abbildung 5) wird von zwei hellen und strukturreichen HII-Regionen dominiert, die im Visuellen nur mit höherer Teleskopleistung zu sehen sind. So wurde der südliche Emissionsnebel vom englischen Astronomen John Herschel am 7. Juni 1837 während seiner dreijährigen Expedition zum Kap der Guten Hoffnung in Südafrika auch nur aufgrund der hellen „Zehenballen“ entdeckt. Dieser markanten Strukturausprägung im sichtbaren Licht verdankt die Region ihren populären Namen Katzenpfoten-Nebel (Cat’s Paw Nebula), seltener auch Bärenpfoten-Nebel genannt. Aus Herschels damaligen Notationen entstand dann später der Katalogeintrag NGC 6334. Ein alternativer Katalogeintrag ist RCW 127 (Rodgers, Campbell, Whiteoak). [7][8]

 

Abbildung 6: NGC 6334 mit „Katzenpfotenstruktur“

 

Es wird kaum jemanden verwundern, dass John Herschel gleich am nächsten Tag (8. Juni 1837) ebenfalls der nördliche klauenartige Emissionsnebel auffiel. Der als NGC 6357 katalogisierte Bereich ähnelt einem Hummer mit seinen großen Scheren und erhielt somit auch die Bezeichnung Hummer-Nebel (Lobster Nebula). [9]

 

Abbildung 7: NGC 6357 mit „Hummerstruktur“

 

Im Infrarot-Licht erscheint der östliche Teil ähnlich einem Totenkopf, während der westliche Bereich eine Taube mit ausgebreiteten Flügeln birgt. Daher heißt NGC 6357 auch Krieg und Frieden Nebel (War and Peace Nebula). Ein alternativer Katalogeintrag ist RCW 131. [8]

 

Komplexes Sternentstehungsgebiet

Im südöstlichen Bereich des Sternbildes Skorpion liegt eingebettet inmitten des Sternenmeers der zentralen Milchstraße eine riesige Dunkelwolke aus Gas und Staub. Beide Emissionsnebel, NGC 6334 und NGC 6357, befinden sich im gleichen molekularen Komplex. Diese massereiche Molekülwolke stellt das Rohmaterial für die Bildung vieler neuer Sterne in diesen Regionen bereit. NGC 6334 und NGC 6357 sind somit beide Teile eines zusammenhängenden Sternentstehungsgebietes. Die französische Astrophysikerin Delphine Russeil und der Japaner Yasuo Fukui haben sich mit dem dargestellten Gebiet ausführlich befasst. [10][16]

 

Abbildung 8: Ausschnittsvergrößerung der Dunkelwolke aus Abbildung 4

 

Entfernungen und Ausdehnungen

Um die These eines zusammenhängenden Sternentstehungsgebietes stützen zu können, müssen zumindest die jeweiligen Abstände der beiden HII-Regionen NGC 6334 und NGC 6357 zu unserem Sonnensystem in der gleichen Größenordnung liegen. Während sich die Literaturangaben im Abstand zum Katzenpfoten-Nebel mit ungefähr 5.500 Lichtjahren weitgehend einig sind, ergeben sich nach meinen Recherchen für den Hummer-Nebel größere Distanzen von etwa 5.700 bis 8.000 Lichtjahre [8][11][12][13][14].

Dies ist hauptsächlich den im Laufe der Zeit unterschiedlichen genutzten Bestimmungsmethoden zuzuschreiben. Die Ende der Siebzigerjahre durchgeführten photometrischen Untersuchungen wurden in den 2010er Jahren anhand von Masermessungen verbessert und schließlich mithilfe der Parallaxentriangulation des Satelliten Gaia noch weiter präzisiert. So sind für die Distanz zu NGC 6357 heute etwa 5.750 Lichtjahre anzusetzen. Dabei ist zu berücksichtigen, dass sich die astronomische Datenbank SIMBAD auf den enthaltenen offenen Sternhaufen bezieht. Die fast 3.000 Lichtjahre größeren Werte kursieren teilweise aber auch heute noch in aktuellen Zusammenfassungen.

 

Abbildung 9: Ausdehnungen der Emissionsnebel NGC 6334 und NGC 6357

 

In Abbildung 9 habe ich die visuellen Ausdehnungen der Emissionsnebel NGC 6334 und NGC 6357 grob abgeschätzt. Für den Katzenpfoten-Nebel ergeben sich bei einer Entfernung von 5.500 Lichtjahren die Ellipsendurchmesser 74 und 44 Lichtjahre. Diese Ausdehnungen stimmen mit der gemittelten Angabe der ESO von etwa 50 Lichtjahren gut überein [15]. Der Hummer-Nebel ist in seiner Außenkontur sehr unregelmäßig geformt, sodass ich ihn auf einen kreisförmigen Bereich des Durchmessers von 100 Lichtjahren abschätze, wenn eine Distanz von 5.750 Lichtjahren zugrunde gelegt wird.

Die geometrischen Zentren der beiden HII-Regionen besitzen einen senkrecht zur Sichtachse projizierten Abstand von etwa 200 Lichtjahren. Für die wahre räumliche Distanz müssten noch die unterschiedlichen Entfernungen und Tiefenausdehnungen der Nebel berücksichtigt werden. Als Entfernung zur Abstandsachse verwende ich einen Abstand von 5.800 Lichtjahren, welcher auch als Distanz zur umgebenden Dunkelwolke angenommen werden soll. Damit liegen die beiden Emissionsnebel an der Innenseite des Sagittarius-Carina-Arms unserer Milchstraße. Aber einige weiter entfernte Bereiche könnten auch bereits dem Scutum-Crux Arm zugesprochen werden.

 

Abbildung 10: Lage von NGC 6334 und NGC 6357 innerhalb unserer Milchstraße

 

NGC 6334, der Katzenpfoten-Nebel im Detail

Cat’s Paw Nebula NGC 6334 ist eine HII-Region, die in unserer Blickrichtung auf oder dicht unterhalb der Oberfläche der umgebenden Dunkelwolke liegt, siehe Abbildung 8. Auf einer Ansichtsfläche von über 100 Lichtjahren emittiert sie im sichtbaren Bereich des Spektrums hauptsächlich rotes und blaues Licht, das von angeregten Wasserstoff- bzw. Sauerstoffatomen herrührt. Die dafür erforderliche UV-Strahlung stammt von neugeborenen massereichen Sternen. Die filamentartige Wolkenstruktur setzt sich auch in den dunklen Bereichen fort, wird dort aber nicht mehr ionisiert oder liegt zu tief in den Gas- und Staubwolken eingebettet. [12]

 

Abbildung 11: Die HII-Regionen von NGC 6334

 

In Abbildung 11 habe ich die vier Hauptballen der „Katzenpfote“ in ihren Umrissen gestrichelt dargestellt. Während die Positionen dieser einzelnen HII-Regionen der astronomischen Datenbank SIMBAD [14] entnehmbar sind, lassen sich die Ausdehnungen teilweise nur aufgrund von Indizien in der Literatur festlegen. Sie sind vom australischen Astronomen Colin Stanley Gum benannt und in seinen Katalog für Emissionsnebel aufgenommen worden.

 

GUM 61 in NGC 6334

GUM 61 erscheint besonders hell und umgibt den Sterngiganten HD 319703 mit dem Spektraltyp O7V. Die alternative Bezeichnung VdBH 86b (Sidney van den Bergh und Herbst) deutet bereits an, dass es hier noch weitere Sterne dieser Art gibt. Dazu gehören VdBH 86a mit O6V und etwas weiter östlich VdBH 86c mit O9.5. Diese heißen Sterne der Spektralklasse O sollen für die Anregung des Wasserstoffs in GUM 61 verantwortlich sein.

 

Abbildung 12: HII-Region und Reflexionsnebel GUM 61 in NGC 6334

 

Insbesondere die Aussendung der UV-Strahlung vom Stern VdBH 86b wird dafür hervorgehoben. Laut SIMBAD würde er allerdings mit einer Entfernung von über 9.000 Lichtjahren sehr tief im oder eher hinter dem Nebel eingebettet liegen, während die Distanzen von VdBH 86c und dem Mehrfachsystem VdBH 86a mit etwa 5.800 bzw. 5.600 Lichtjahren mit der Lage von NGC 6334 gut übereinstimmen. Es ist aber zu berücksichtigen, dass die Entfernung von VdbH 86b mit einer sehr großen Fehlertoleranz ausgewiesen wird, so dass die untere Grenze des Fehlerintervalls bei etwa 7.700 Lichtjahren liegt. [14][17][18]

In Abbildung 12 erscheinen die drei jungen heißen O-Sterne gelb bis orange, obwohl ihre Oberflächentemperaturen eine deutlich blaue Färbung verursachen müssen. Sie sind aufgrund der tiefen Einbettung im Nebel und der damit verbundenen Extinktion stark gerötet [17]. Ebenso besitzt der gesamte Emissionsnebel GUM 61 im Vergleich zur Umgebung einen deutlich orangen Farbeinschlag. Ich vermute, dass hier neben dem Licht der H-alpha-Linie auch erhebliche Reflexionsanteile der Sterne enthalten sind, zumal SIMBAD GUM 61 als Reflexionsnebel ausweist. Damit führen die fehlenden Blauanteile zu einer Orange-Färbung. Treffenderweise wird GUM 61 auch als VdBH 86 katalogisiert und zeigt so die namentliche Verbundenheit zu den anregenden O-Sternen an.

Die Oberfläche der HII-Region scheint eine löchrige Struktur zu zeigen. Ich könnte mir vorstellen, dass in den letzten Millionen Jahren viele verborgene junge Sterne von innen heraus durch Sternwinde Höhlungen geschaffen haben, welche diese Poren bilden.

 

GUM 62 in NGC 6334

Der vordere Zehenballen der Katzenpfote wird von der HII-Region GUM 62 gebildet. SIMBAD und GUM identifizieren sie auch mit dem gesamten Nebel NGC 6334. Mit einer Entfernung von knapp 6.000 Lichtjahren liegt der Stern HD 156738 mit dem Spektraltyp O6.5III vermutlich einige Hundert Lichtjahre im Nebel versenkt. Daher wird wie bei GUM 61 auch hier eine eher rötliche Färbung des heißen blauen Sterns beobachtet. [17][19]

 

Abbildung 13: HII-Region GUM 62 in NGC 6334

 

Der O-Stern soll für die Ionisation von GUM 62 sorgen. Da seine Position bezüglich der Nebelblase etwas nach Norden verschoben ist, nimmt die Helligkeit der HII-Region nach Süden deutlich ab. Es hat den Anschein, als wenn die Bubble GUM 62 eine gewickelte Nebelstruktur aufweist, in deren Polbereich der anregende Stern liegt.

 

GUM 63 in NGC 6334

GUM 63 ist die größte HII-Region innerhalb NGC 6334 und wird in der astronomischen Datenbank SIMBAD mit dem Stern HD 319699 gleichgesetzt, siehe Abbildung 11. Dieser heiße Stern des Spektraltyps O5V ist von der Erde etwa zwischen 5.400 und 5.600 Lichtjahre entfernt. Unter den OB-Sternen in NGC 6334 ist er der heißeste und regt mit seiner massiven UV-Strahlung eine sehr große Wasserstoffregion an. Ich schätze diesen Bereich im Durchmesser auf über 50 Lichtjahre ab, in welchem sich noch weitere OB-Sterne mit vergleichbarer Distanz befinden, siehe Abbildung 11. [17][20]

 

GUM 64 in NGC 6334

Der östliche Rand des strukturreichen Gebietes GUM 63 wird vermutlich aufgrund seiner besonders auffälligen Nebellandschaft separat als GUM 64c katalogisiert. Über einen zentralen anregenden Stern ist nichts bekannt. Der einzige für mich infrage kommende Kandidat wäre CD-35 11482. Der Be-Stern der Spektralklasse B0.5 läge mit etwa 5.100 Lichtjahren halbwegs in einer richtigen Entfernung. [17][21]

 

Abbildung 14: HII-Region GUM 64c in NGC 6334

 

Die übrigen sichtbaren Sterne liegen erheblich zu weit im Vordergrund, sind zu weit entfernt oder besitzen eine zu energieschwache Spektralklasse. Lediglich zwei weitere Sterne weisen noch die Spektralklasse A bei einer Distanz von gut 4.000 Lichtjahren auf. In Abbildung 14 habe ich sie gekennzeichnet. Insgesamt besteht GUM 64 aus drei Teilen. Als GUM 64b wird der noch ausstehende vierte Zehenballen der Katzenpfote bezeichnet. Diese HII-Region besitzt wieder einen runden Umriss, siehe Abbildung 11. Der junge O8-Riese HD 319702 liegt etwa 5.200 Lichtjahre entfernt und soll für die Wasserstoffanregung sorgen. [17][22]

 

Abbildung 15: HII-Region GUM 64b in NGC 6334

 

Etwas weiter südlich ist mit gut 6.500 Lichtjahren der OB-Stern CD-35 11484 gelegen. Vielleicht hilft er etwas bei der Hintergrundbeleuchtung? GUM 64a ist ein kleines HII-Fragment zwischen GUM 61, 62 und 64b. Es soll vom OB-Stern CD-35 11477, der etwa 6050 Lichtjahre von uns entfernt liegt, angeregt werden [23].

 

Abbildung 16: HII-Region GUM 64a in NGC 6334

 

Massenverteilung in NGC 6334

Aus einem optischen Bild wie der Abbildung 11 lässt sich nicht ableiten, ob die verschiedenen sichtbaren Nebelkomponenten unabhängige Strukturen sind oder eine riesige monolithische HII-Region bilden, welche aufgrund der Verteilung des absorbierenden Staubs als segmentierter Nebel erscheint. Erst zusätzliche Entfernungsbestimmungen der mutmaßlichen ionisierenden OB-Sterne, die wie oben beschrieben eine etwa einheitliche Entfernung besitzen, deuten darauf hin, dass der gesamte Nebel NGC 6334 ein einziges, großes und komplexes System ist. Dies unterstützen auch großräumige Mehrwellenlängenbeobachtungen im Mikrowellen- und fernen Infrarotbereich. [24]

Im Rahmen des „APEX Telescope Large Area Survey of the Galaxy“ (ATLASGAL) wurde auch die Region um NGC 6334 im 870µm Submillimeter-Bereich untersucht [25]. In diesem Wellenlängenbereich geht die Mikrowellenstrahlung allmählich in die sehr ferne Infrarotstrahlung über. Sie ist geeignet, um das „kalte Universum“ zu studieren, also kalte Molekülwolken aus Gas und kosmischem Staub, in denen neue Sterne entstehen. Dieser Wellenlängenbereich durchdringt im Unterschied zu sichtbarem Licht auch Staub. [26]

In der folgenden Abbildung habe ich die Regionen besonders hoher Strahlung im Submillimeter-Bereich, wie sie mit dem APEX (Atacama Pathfinder Experiment) aufgenommen wurden, herausgestellt [27].

 

Abbildung 17: Peaks der Submillimeter-Wellenlängendaten des APEX in NGC 6334

 

Es hat den Anschein, als wenn die in Abbildung 8 skizzierte Molekülwolke entlang ihrer langen Ellipsenachse ein räumliches Band einer erhöhten Massendichte und Teilchenkinetik besitzt. Dieser aktive Molekülkamm durchzieht in der Projektion die Räume von einerseits GUM 63 mit GUM 64c und andererseits GUM 61 und GUM 64b, siehe Abbildung 11. Es ist für mich immer wieder überraschend, dass sich gerade dort, wo uns im sichtbaren Licht nur Dunkelheit erscheint, häufig die massereichsten und aktivsten Bereiche von Sternentstehung befinden, wenn auch eingebettet in größerer Tiefe.

Dies lässt sich auch im Mittleren und Fernen Infrarot z.B. mithilfe der Daten des „Midcourse Space Experiment“ (MSX) nachweisen [28]. Die hellen Infrarotzentren sind in Abbildung 18 eingezeichnet.

 

Abbildung 18: Peaks im mittleren Infrarot des MSX in NGC 6334

 

Die Kennzeichnungen der IR-Quellen stammen aus den Arbeiten von Paolo Persi und Mauricio Tapia sowie dort zitierten Quellen [24]. Die Ferninfrarotmaxima entlang des Molekülkamms stimmen mit den Radioquellen relativ gut überein und stehen für Sternentstehungsaktivität. In den zentralen Bereichen nahe der Region III wird die Molekülkammstruktur sehr schmal, während sie sich an beiden Rändern verbreitert und die radiale Molekülgeschwindigkeit negativer wird. Bei I(N) handelt es sich um eine extrem kalte Quelle. [24]

Man geht heute davon aus, dass eine ursprünglich einzelne riesige Molekülwolke nach einem ersten lokalisierten Ereignis einer Sternentstehung weitere ungeordnete Ereignisse innerhalb der Wolke auslöste. Die Region NGC 6334 ist eine komplexe Ansammlung aktiver Flecken mit jeweils eigener Energetik und Geschichte. Leider ist die Sichtlinienstruktur dieses Komplexes völlig unbekannt, sodass es schwierig sein wird, die Physik der Abfolge dieser Sternentstehungsereignisse zu verstehen. [24]

 

NGC 6357, der Hummer-Nebel im Detail

In der Nähe von NGC 6334 befindet sich der nicht weniger spektakuläre Emissionsnebel NGC 6357, siehe Abbildung 5 oben links. Der Komplex setzt sich aus riesigen Molekülwolken, HII-Regionen und offenen Sternhaufen zusammen, die im optischen Spektralbereich viele schalen- und höhlenartige Strukturen bilden, welche diesen Nebel in Abbildung 7 wie die klauenförmigen Scheren und feingliedrigen Segmente eines Hummers erscheinen lassen. Die inneren Bereiche enthalten viele Protosterne, die von dunklen Gasscheiben verhüllt sind. Ebenso werden kleine junge Sterne durch dunkle dichtere Gas- und Molekülansammlungen abgeschirmt, welche diese aber expandieren lassen und den Nebel visuell in weiten Bereichen mit Kokons gleichenden Aushöhlungen übersäen.

 

Abbildung 19: NGC 6357 mit vielen von jungen Sternen geschaffenen Aushöhlungen

 

Insbesondere in der oberen Hälfte der Abbildung 19 sind zahlreiche porenartige dunkle Strukturen zu erkennen, die durch Sternenwinde und UV-Strahlung geformt wurden. Unten rechts finden sich rüsselartige Säulen und filigrane Fronten aus kosmischem Staub (Partikel von Silikaten, Grafit und Wassereis früherer Sterngenerationen), die der Strahlung der hellen jungen Sterne hinter schützenden dichteren Materieansammlungen bisher standhalten konnten. [29]

In NGC 6357 lassen sich aber auch großräumige Strukturen finden, die ich in Abbildung 20 hervorgehoben habe. Die Gasverteilung wird durch eine große, nach Norden geöffnete Big Shell und drei kleinere Hohlräume CS 59, CS 61 und CS 63 gekennzeichnet. [30][31]

 

Abbildung 20: Großräumige Strukturen in NGC 6357: Hohlräume (CS…) und HII-Regionen (G3…)

 

Die große Schale (Big Shell) folgt den klauenartigen Scheren des Hummers und scheint eine sternenwindgetriebene Blase zu sein, die sich in einem Zustand geringer Anregung befindet und ionisationsbegrenzt ist. Die drei in diesem Bereich prominentesten HII-Regionen G353.2+0.9, G353.1+0.6 und G353.2+0.7 sind mit den Hohlräumen CS 61, CS 63 bzw. CS 59 assoziiert. Während die HII-Regionen hier im optischen Spektralbereich deutlich mit den kräftigen rot-orangen Emissionen korrelieren, sind die Hohlräume leider nur in Infrarot-Aufnahmen zu erkennen, wie z.B. mit der Infrared Array Camera (IRAC) des Spitzer-Weltraumteleskops. In der folgenden Abbildung habe ich die von Spitzer bei 8µm Wellenlänge gemessene Bildkomponente als strukturell vereinfachten Auszug über meine optische Aufnahme gelegt. [32][33]

 

Abbildung 21: Infrarot-Emission (Spitzer 8µm) in NGC 6357

 

Die Hohlräume CS 61, CS 63 bzw. CS 59 sind hier gut zu erkennen. (Für die äußeren Randbereiche der Abbildung inklusive der Big Shell standen keine IR-Daten zur Verfügung.) Diese Strukturen werden von Staubkontinuumsemission dominiert, weisen aber nur geringe oder gar keine PAK-Emission auf. Es wird angenommen, dass CS 61 und CS 63 durch Winde entstanden sind, die durch starke ultraviolette Strahlungsfelder der leuchtkräftigen OB-Sterne in diesem Gebiet erzeugt werden. [34]

Aber wo liegen diese Sterne?

 

Offene Sternhaufen in NGC 6357

NGC 6357 ist eine aktive Sternentstehungsregion, die sehr massereiche Sterne und Tausende junger Sterne in verschiedenen Entwicklungsstadien beherbergt. Sie verteilen sich hauptsächlich auf drei Offene Sternhaufen, die in Abbildung 21 eingezeichnet sind: Pismis 24, AH03J1725-34.4 und Cluster B. Sie weisen annähernd die gleiche Größe und Sternanzahl auf. Mithilfe des Röntgensatellitenteleskops Chandra liegt die Anzahl jeweils über 800 Sterne. Mittlerweile gehen die Schätzungen aber in die Tausende. Des Weiteren wird angenommen, dass diese drei Sternhaufen mit einem geschätzten Alter von etwa 1 Million Jahren gleichaltrig sind. Die jeweils benachbarten HII-Regionen G353.2+0.9, G353.1+0.6 und G353.2+0.7 (Abbildung 20) werden von ihnen angeregt. Ebenso sind die Blasen CS 61 und CS 63 mit den beiden oben erstgenannten Sternhaufen assoziiert. Der Ursprung von CS 59 ist hingegen noch nicht geklärt, siehe Abbildung 21. [34][13]

 

Der Offene Sternhaufen Pismis 24

Im Zentrum des Gasnebels NGC 6357 befindet sich der offene Sternhaufen Pismis 24. Zunächst dachte man, dass hier ein Stern mit fast 300 Sonnenmassen der vermutlich massereichste je gefundene Einzelstern sei: Pismis 24-1 oder HD 319718. Mittlerweile ist durch Beobachtungen durch das Hubble Space Telescope bekannt, dass es sich um zwei Komponenten NE und SW handelt, von welchen mindestens Pismis 24-1NE ein spektroskopischer Doppelstern ist. Seine Masse beträgt etwa 65 Sonnenmassen und er gehört der Spektralklasse O3.5If* an. Das zweite Mitglied Pismis 24-1SW ist wahrscheinlich ein Einzelstern mit 60 Sonnenmassen vom Spektraltyp O4III. Die Oberflächentemperaturen liegen bei 40.000K bzw. 44.000K und die Leuchtkräfte um das 800.000- bzw. 650.000-fache der Sonne. Ursprünglich waren die meisten Angaben zum Teil erheblich höher angesetzt, aber durch neue Messungen mit dem James-Webb-Telescope nach unten korrigiert worden. [35][36]

 

Abbildung 22: Offener Sternhaufen Pismis 24

 

In vorangehender Abbildung habe ich alle in SIMBAD gefundenen O- und B-Sterne des Offenen Sternhaufens Pismis 24 namentlich und, soweit bekannt, mit ihrer Spektralklassifizierung markiert. Hervorzuheben ist der Kandidat Pismis 24-17, welcher mit einer Oberflächentemperatur von 44.500K ebenfalls zur superheißen Spektralklasse O3.5III gehört [36].

 

Sternenpopulationen in NGC 6357

Weiter östlich am linken Rand der Abbildung 22 fällt der helle Wolf-Rayet-Stern WR 93 auf (nicht zu verwechseln mit WR 93b), der aufgrund seiner Lage und Entfernung von etwa 6.600 Lichtjahren vermutlich mit Pismis 24 assoziiert ist. Zusammen mit anderen etwa 4,6 Millionen Jahre alten OB-Sternen soll er ein Indiz für eine ältere Sternpopulation in NGC 6357 sein, die vor über 4 Millionen Jahren ein energiereiches Ereignis (z.B. Supernova-Ausbruch) erzeugt hat, welches die Blase CS 61 hat entstehen lassen. Laut Russeil et al. könnte dies der Ursprung der durch Stoßwellen erhitzten filamentartigen Strukturen sein. Das wäre eine alternative Erklärung zur weiter oben angesprochenen ultravioletten Strahlungsfeldtheorie. [34][37]

Ein zweites, jüngeres Ereignis vor 1,5 Millionen Jahren erklärt die junge Sternpopulation in den drei Sternhaufen von heute.

 

Brückenstruktur zwischen NGC6334 und NGC 6357

Ebenso strukturreich wie die beiden großen sichtbaren HII-Regionen NGC 6334 und NGC 6357 erscheinen auch die dazwischen liegenden und umgebenden dunklen Bereiche. Mit einer angenommenen Entfernung von 5.800 Lichtjahren von der Erde besitzt die Dunkelwolke laut Abbildung 8 elliptische Durchmesser von 616 bzw. 450 Lichtjahren. Gemessen an der Entfernung sind dies gigantische Abmessungen. Der projizierte Abstand zwischen den Zentren von NGC 6334 und NGC 6357 beträgt etwa 200 Lichtjahre, siehe Abbildung 9. Verschiedene astronomische Forschungsgruppen wie um D. Russeil [37] und Yasuo Fokui [16] sprechen von einer filamentartigen Struktur, welche die beiden Sternentstehungsgebiete miteinander verbindet, obwohl sie unterschiedliche Morphologien aufweisen. Diese Brückenstruktur wird durch den Gebietsverlauf von zwei miteinander korrelierten Radialgeschwindigkeitskomponenten mit -4 km/s und -16 km/s gebildet [16].

Ich habe versucht, diese radioastronomischen Ergebnisse nachzuvollziehen, indem ich in Abbildung 23 über meine eigene optische Aufnahme die Daten der astronomischen Himmelsdurchmusterung mit dem APEX-Teleskop (ATLASGAL) überlagert habe. Die Bereiche der höchsten Intensitäten sind weiß dargestellt. [27]

 

Abbildung 23: Brückenstruktur zwischen NGC 6334 und NGC 6357 im Submillimeter-Wellenlängenbereich des APEX-Teleskops

 

In dieser Verteilungsstruktur der thermischen Staubemission bei 870 µm werden galaktische Sternentstehungszonen sichtbar. In NGC 6334 ist der Molekül- und Staubrücken zwischen GUM 63 und GUM 64b klar erkennbar, siehe auch Abbildung 17. Ebenso lässt sich in NGC 6357 die HII-Region G353.2+0.9 nördlich des dominierenden Hohlraums mit Pismis 24 ausmachen.

Auch wenn die Kartenausdehnung der mir zur Verfügung stehenden Daten des ATLASGAL (APEX Telescope Large Area Survey of the Galaxy) gegenüber meinem optischen Gesamtbild begrenzt ist, scheint sich ein Staubband höherer Dichte von NGC 6334 nach NGC 6357 zu erstrecken, welches gegenüber der Verbindungsachse etwa 35 Lichtjahre südöstlich verschoben ist. Es umfasst ebenfalls die HII-Regionen CS 37 und GM 1-24 [38].

 

Wolke-Wolke-Kollision

Die Brückenstruktur ist mit den bisher diskutierten O-Sternen physikalisch verbunden. Laut Fukui et al. deuten die zwei unterschiedlichen Radialgeschwindigkeitskomponenten auf zwei Molekülwolken hin, die im gesamten Bereich des Katzenpfoten- und Hummer-Nebels in den letzten Millionen Jahren miteinander kollidierten und die Entstehung der beiden Starbursts auslösten. Während die Kollisionsepochen in NGC 6357 relativ deutlich ausgeprägt sind, erklären sich die Altersunterschiede zwischen den jungen O-Sternen in NGC 6334 durch ungleichmäßige Wolkentrennung. Die letzte Kollision ereignete sich innerhalb von 100.000 Jahren in Richtung der jüngsten Sterne in NGC 6334 I(N) und I, die molekulare Ausflüsse ohne HII-Regionen aufweisen, siehe Abbildung 18.

Man nimmt an, dass die Wolke-Wolke-Kollision ein wichtiger Mechanismus der O-Sternentstehung im Sagittarius-Carina-Arm ist. Ansonsten wären sehr hohe Massenakkretionsraten notwendig, um auch O-Sterne mit über 20 Sonnenmassen entstehen zu lassen. [16]

Gleiten wir nun noch einmal über die Brückenstruktur zwischen dem Hummer-Nebel NGC 6357 hinab zum Katzenpfoten-Nebel NGC 6334, die astrophysikalisch viel mehr zu bieten haben, als nur rote Astrofotomotive darzustellen.

 

Abbildung 24: Streifenausschnitt aus Gesamtbild

 

 

 

[1] Rooisand Desert Ranch

[2] DeepSkySafaris

[3] Proxima Centauri V 645 und das Alpha-Centauri-System (B. Lührmann)

[4] NGC 6188 – „Fighting Dragons of Ara“ (B. Lührmann)

[5] Wikipedia: Galaktisches Zentrum

[6] Wikipedia: Event Horizon Telescope

[7] Wikipedia: NGC 6334

[8] NGC 6334 and NGC 6357: Celestial Cat Meets Cosmic Lobster (spacenews.com)

[9] Wikipedia: NGC 6357

[10] D. Russeil et al.: The earliest phases of high-mass star formation: The NGC 6334–NGC 6357 complex, A&A, 515, A55 (2010)

[11] Herschel’s View of the War and Peace and Cat’s Paw Nebulas (ESA)

[12] Wikipedia (engl.): NGC 6334

[13] Wikipedia (engl.): NGC 6357

[14] SIMBAD Astronomical Database – CDS (Strasbourg)

[15] VISTA-Infrarotaufnahme des Katzenpfotennebels (ESO)

[16] Yasuo Fukui et al.: Molecular clouds in the NGC 6334 and NGC 6357 region; Evidence for a 100 pc-scale cloud-cloud collision triggering the Galactic mini-starbursts, PASJ, 70(SP2), 41 (2018)

[17] Der Katzenpfotennebel NGC 6334 (astronomie.de)

[18] Gum 61 (galaxymap.org)

[19] Gum 62 (galaxymap.org)

[20] Gum 63 (galaxymap.org)

[21] Gum 64c (galaxymap.org)

[22] Gum 64b (galaxymap.org)

[23] M. C. Pinheiro, M. V. F. Copetti, V. A. Oliveira: Spectral classification and distance determination of stars in nine southern Galactic H II regions, A&A, 521, A26 (2010)

[24] Paolo Persi, Mauricio Tapia: Star Formation in NGC 6334, Handbook of Star Forming Regions Vol. II, Astronomical Society oft he Pacific, ed. B. Reipurth, 456 (2008)

[25] The APEX Telescope Large Area Survey of the Galaxy (ATLASGAL, MPIfR Bonn)

[26] APEX (ESO)

[27] The NGC 6357 and NGC 6334 nebulae (ESO)

[28] Wikipedia: Midcourse Space Experiment

[29] VLT Takes a Close Look at NGC 6357 (ESO)

[30] C. E. Cappa et al.: A multifrequency study of the active star-forming complex NGC 6357 - I. Interstellar structures linked to the open cluster Pis 24, MNRAS, 415, 2844 (2011)

[31] E. Churchwell et al.: The Bubbling Galactic Disk. II. The Inner 20°, ApJ, 670, 428 (2007)

[32] F. Massi et al.: Young open clusters in the Galactic star forming region NGC 6357, A&A, 573, A95 (2015)

[33] M. Fang et al.: Star formation and disk properties in Pismis 24, A&A, 539, A119 (2012)

[34] C. Ordenes-Huanca et al.: Unveiling the structural content of NGC 6357 via kinematics and NIR variability, MNRAS, 533, 841 (2024) [35] Wikipedia (engl.): Pismis 24-1